Astroteilchenphysik - I

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1 Astroteilchenphysik - I WS 2012/2013 Vorlesung # 07, Guido Drexlin, Institut für Experimentelle Kernphysik kosmische Hintergrundstrahlung: - Planck Mission Strukturentwicklung: - Galaxiendurchmusterungen: 2dF, Sloan, 6dF - Entwicklung des Dichtekontrasts - HDM, WDM, CDM KIT University of the State of Baden-Württemberg and National Research Center of the Helmholtz Association

2 Leistungsspektrum der CMB CMB Leistungsspektrum: Multipolanalyse der Temperatur- Fluktuationen: Winkelkorrelation 2 DT ( 1) C / 2 große Winkelskalen - Sachs-Wolfe Effekt: Skaleninvarianz der Temperaturfluktuationen - integrierter SW Effekt: Korrelation von DT mit Clustern und Voids kleine Winkelskalen - Schallwellenpropagation & akust. Oszillationen DT(n) q DT(m) G. Drexlin VL07

3 kosmologische Parameter Neutrinos 10% Photonen 10% dunkle Materie 63% Baryonen 4.6% dunkle Materie (mit n s) 23% dunkle Energie 72% Baryonen 12% Rekombination heute kosmologisches Konkordanz- Modell LCDM: globale Analyse der Parameter auf der Basis: WMAP 5 Jahre + weitere kosmolog. Datensätze G. Drexlin VL07

4 Planck Mission der ESA Ziel: höchstauflösende Messung der CMB am Lagrangepunkt L2 mit Design-Sensitivitäten: Temperatur: DT/T ~ Winkel: Dq ~ 5 Frequenzen: GHz 9 Frequenzbereiche: f = GHz LFI - Low Frequency Instrument f = GHz T = 20 K HFI - High Frequency Instrument f = GHz T = 0.1 K - HFI mit supraleitenden Bolometern: CMB-Absorption führt zu minimaler Erhöhung der Bolometertemperatur G. Drexlin VL07

5 Von WMAP zu Planck Planck- Erwartung -300 µk 300 µk Planck-Analyse-Prozeduren: - Temperaturkarte - Leistungsspektren - kosmologische Parameter G. Drexlin VL µk µk WMAP 8 Jahre Planck 1 Jahr

6 Sensitivitätsvergleich WMAP - Planck WMAP Planck 4 Messjahre 1 Messjahr G. Drexlin VL07 Multipol l Multipol l

7 Publikation der Planck-Resultate für Frühjahr 2013 erwartet G. Drexlin VL04

8 3. Strukturentwicklung 3.1 heiße, warme und kalte dunkle Materie CMB 3.2 heutige Strukturen: astronomische Evidenzen für DM Galaxiencluster G. Drexlin VL07

9 3.1 heiße, warme und kalte dunkle Materie Entstehung & Entwicklung von großräumigen Strukturen: CMB heute LSS Large Scale Structures 2 experim. Stützpfeiler: CMB (WMAP, Planck) Galaxiensurveys (2dFGRS, SDSS, ) CMB CMB dunkle Energie LSS LSST Inflation dark ages erste Sterne Reionisation? gravitative Verstärkung & Expansion 13.7 Milliarden Lichtjahre G. Drexlin VL07

10 2dF Galaxiendurchmusterung Messung der Rotverschiebung (Spektroskopie) von Galaxien mit <z> = 0.11 (z = 0 0.2) am Anglo-Australian Telescope (AAT) AAT 2 Fläche: Quadrat-Grad Objekte: bis 19.5 mag Gesichtsfeld: 2 Ø = 3.9 m 2 Fokalebene: - Rotverschiebungsmessung durch 392 Fibern, Licht geht zu einem Spektrograph - Auflösung l/dl > optische Fiber wird automatisch an den Ort der zu messenden Galaxis positioniert G. Drexlin VL07

11 2dF Galaxiendurchmusterung Juni 2003: endgültige Galaxienkarte mit Galaxien G. Drexlin VL07

12 SDSS Sloan Digital Sky Survey Apache Point Observatory, NM > Galaxien SDSS (seit 1998): umfangreicher redshift-survey Quadrat-Grad gemessen (~35% des gesamten Himmels) - lichtschwache Objekte bis 22 mag Ziele: - Position & z von >10 6 Galaxien/Quasare Galaxienverteilung im Universum Materiedichteverteilung r(r) kosmologische Parameter Photometrie: 5 Farbbänder mit 30 CCDs 354 / 476 / 628 / 769 / 925 nm Spektroskopie: 640 opt. Fibern in Ø = 3 (für ausgewählte Objekte) G. Drexlin VL07

13 SDSS Sloan Digital Sky Survey neueste Datenveröffentlichung: Data release 8 (DR8) aktuell - SDSS III: Beispiel: Spektrum einer Galaxie G. Drexlin VL07

14 Großräumige Strukturen Beobachtung: filamentartige Strukturen aus Superclustern und Clustern große sphärische Leerräume (Voids) Modellierung: Nachbildung durch N-Teilchen Simulationen Galaxienverteilung als guter Indikator von r tot (r) Shapley Horologium-Reticulum Sloan Great Wall Pisces-Cetus G. Drexlin VL07

15 Inhomogenitätsskalen heutiges Universum wird durch lokale Inhomogenitäten charakterisiert Objekt r / r Dichte Dimension l Masse [M ] Kugelsternhaufen / pc pc offene Sternhaufen / pc pc Galaxie h 3 / Mpc 3 30 kpc Galaxiencluster h / Mpc Mpc Supercluster h / Mpc Mpc Voids ~ 0.2 < 100 Mpc G. Drexlin VL07

16 Dichtekontrast d relativer Dichtekontrast d(r,t): wichtig für Strukturbildung r( r, t) r - Definition: d ( r, t) r(t) a(t) x r r - frühes Universum: d (z = 1100) ~ heutiges Universum: d (z = 0) ~ G. Drexlin VL07

17 Dichtekontrast d Entwicklung des Dichtekontrasts: - schwache Gravitationsfelder: Newton sche Gravitation, Störungstheorie - generisches Bild: Zunahme der Inhomogenität im Vergleich zum kosmischen Mittel überdichter Bereich (dr > 0): expandiert langsamer unterdichter Bereich (dr < 0): expandiert schneller Dichtekontrast d(r) ~ Skalenfaktor a(t) - quasi-lineares Verhalten - bei größerem Dichtekontrast (d > 1) wird die Entwicklung nichtlinear lineares Anwachsen des Dichtekontrasts d Zeit G. Drexlin VL07

18 Strukturbildung numerische Simulationen Dunkle Materie (DM) & Strukturbildung: DM ist entscheidend, da diese ohne Beeinflussung durch die CMB bis t = t rekomb. anwachsen kann: Dr/r (Dark Matter) ~ 10-3! numerische N-Teilchen Simulationen erforderlich baryonische Materie fällt in die Gravitationspotenziale der dunklen Materie CMB lineares Anwachsen des Dichtekontrasts d Zeit G. Drexlin VL07

19 Millennium XXL Simulation VIRGO Konsortium: Millenium-XXL Simulation (2011) - numerische N-Teilchen Simulation N = Teilchen (6720³) M(Teilchen) = M nur Dunkle Materie (Gravitation) Würfel mit Kantenlänge 4.1 Gpc - Verteilung der dunklen Materie dann Modellierung der Baryonen - Modellierung der Bildung & Entwicklung von 700 Mio. Galaxien CPU-Jahre 10 Tage auf Computer Cores, dabei 30 TB RAM Speicher G. Drexlin VL07

20 Millennium XXL Simulation erste Ergebnisse von MXXL verbessern früheren Millennium-Run (2005) MXXL G. Drexlin VL07

21 Millennium Simulation: z=0.0, T=13.7 Mrd J Millennium G. Drexlin VL07

22 Millennium Simulation: z=1.4, T=4.7 Mrd J G. Drexlin VL07

23 Millennium Simulation: z=5.7, T=1.0 Mrd J G. Drexlin VL07

24 Millennium Simulation: z=18.3, T=0.21 Mrd J G. Drexlin VL07

25 Millennium Simulation: z=18.3, T=0.21 Mrd J G. Drexlin VL07

26 Millennium Simulation: z=5.7, T=1.0 Mrd J G. Drexlin VL07

27 Millennium Simulation: z=1.4, T=4.7 Mrd J G. Drexlin VL07

28 Millennium Simulation: z=0.0, T=13.7 Mrd J G. Drexlin VL07

29 Vergleich Simulation-Beobachtung MXXL-Daten können benutzt werden um Bilder zu generieren hier: Cluster in z = 0.4 (HST oder MXXL?), Test der Analysealgorithmen von Galaxiensurveys MXXL HST G. Drexlin VL07

30 Vergleich Simulation-Galaxiensurveys Sloan große Wand LSS - gute Übereinstimmung von Galaxiensurveys & MC-Daten Coma-Cluster LSS Struktur & Dynamik der Filamente: Cluster-Einfall G. Drexlin VL07

31 Galaxienkorrelationen Galaxien nicht zufällig im Raum verteilt: T = 13.7 Mrd J Korrelationsfunktion (vgl. CMB-Analyse) homogenes & isotropes Universum Korrelation nur abhängig vom Abstand r x - y (r) ~ 5h -1 r Mpc 1.8 Korrelationsfunktion (r): definiert Verteilung der Materie im Universum aber: zeigen die Galaxien (W b ) die wahre Materieverteilung (biasing)? T = J x y G. Drexlin VL07

32 Dichtefluktuationen im Universum Entwicklung der Fluktuationen von der CMB bis zum heutigen Zeitpunkt T = 13.7 Mrd J Ly-a-Wald d ( r ) r( r ) r r LSS T = J CMB G. Drexlin VL07

33 LSS - Entwicklungsszenarien 2 grundlegende LSS- Szenarien: top-down & bottom-up top-down : HDM (ev-neutrinos) heiße dunkle Materie - relativistische n s mit großer Reichweite (n-free streaming) auf Skala l ~ 1 Gpc unterdrückt Bildung kleiner Strukturen zuerst große Strukturen (10 15 M ) Supercluster Cluster Galaxien bottom-up : CDM (GeV-Neutralinos) kalte dunkle Materie - nichtrelativistische WIMPs mit Masse GeV mit Skala l ~ 0.1 pc zuerst kleine Strukturen (10 5 M ) Galaxien Cluster Supercluster G. Drexlin VL07

34 Bottom-up Strukturbildung: Massenskalen bottom-up: Strukturen mit M wachsen Protogalaxien Kugelsternhaufen große Galaxien weiteres Wachstum bottom-up: die Protogalaxien verschmelzen zu großen Galaxien M = M Zwerggalaxien M = M Galaxienhaufen später: Galaxienhaufen beginnen zu virialisieren M = M M > M G. Drexlin VL07

35 Skalenfaktor a(t) Virialisierung von Galaxienhaufen Entwicklung von großräumigen Strukturen: - zuerst Teilnahme an der Hubble-Expansion - Struktur erreicht maximale Größe - gravitative Entkopplung von der Expansion - Virialisierung mit E kin = ½ E pot - Struktur behält ihre endgültige Größe bei R max ½R max expandierendes Universum maximale Größe 100% pot. Energie Abell 1689 endgültige Größe überdichtes Gebiet kinet. Energie = ½ pot. Energie Zeit G. Drexlin VL07

36 Dunkle Materie: heiß, warm oder kalt? Vergleich von DM-Modellen mit Beobachtungen (<r DM > ~ 1 kev/cm³): Auswaschen auf unterschiedlichen Längenskalen (l free-streaming ) Heiße Dunkle Materie Teilchen: aktive Neutrinos n e,µ,t m ~ ev Anzahl: N(aktiv): 339/cm 3 Entkopplung: T = 2 3 MeV T/m ~ Wirkung: Auswaschen von Skalen l < 1 Gpc Warme Dunkle Materie Teilchen: sterile Neutrinos n s m ~ 1 20 kev Anzahl: N(steril): ~0.1-1/cm 3 Entkopplung: keine, entstehen durch n-oszillationen Wirkung: Auswaschen von Skalen l < 100 kpc Kalte Dunkle Materie Teilchen: SUSY-Neutralinos c 0 m ~ GeV Anzahl: N(c 0 ): /cm 3 Entkopplung: T = GeV T/m ~ 1/20 Wirkung: Auswaschen von Skalen l < 0.1 pc G. Drexlin VL07